Stjärnor

Stjärnans livscykel
**Vad är en stjärna?** Det är ingen enkel uppgift att definiera en stjärna på grund av att de i olika faser i livet har så pass olika egenskaper. Men för att underlätta kan man säga att stjärnor är gigantiska klot som består av huvudsakligen vätgas och hålls ihop av sin egen gravitation. Stjärnor kan även beskrivas som termonukleära kraftverk vilket innebär att de utför kärnfusion i dess centrum där både tätheten och temperaturen är hög.

**Födsel** När stora moln av tunn gas dras samman av gravitationen föds en stjärna. Detta moln kallas nebulosa och består mestadels av väte (77%) och helium (21%). Det uppstår en lokal densitetsökning vilket leder till att gasen kollapsar av sin egen gravitationskraft. När trycket stiger i molnets centrum bildas en begynnande stjärna, en så kallad protonstjärna. Stjärnan blir en del av huvudserien då kärnprocesser startar inuti den. Huvudserien finns i Hertzprung-Russell's diagram som visar stjärnornas ljusstyrka på den ena axeln och dess temperatur på den andra.

I vår galax vintergatan bildas i genomsnitt en ny stjärna varje år. Livslängden beror av mängden gas som dras samman, men det handlar om miljontals eller miljarder år. Under denna tid bildas nya tyngre atomer i stjärnans inre. Stjärnor i solens storlek lever i cirka 10 miljarder år, det betyder att solen har drygt halva sin livstid kvar eftersom den bildades för 4,7 miljarder år sedan. Man kan tro att stora stjärnor lever längre, men det är tvärtom. Stora stjärnor har kortare livstid på grund av att de strålar ut mer energi jämfört med mindre stjärnor som är svalare.

Under en stjärnas livstid sänder stjärnorna ut strålning ut i rymden men det pågår även ett ständigt utsänt flöde av partiklar, detta flöde kallas stjärnvinden. Vårs sols stjärnvind kallas för solvinden och består mestadels av protoner och elektroner. Från jorden kan vi ibland få beskåda solvinden så partiklarna utgör svansen på en komet det är på grund av att solvinden sliter loss småpartiklar och atomer ur kometens gasmoln. Här på jorden är vi även skyddade från solvinden av vår atmosfär.

**Död** Stjärnor har två alternativa dödsförlopp som beror av dess storlek. Om stjärnan är cirka åtta gånger mindre än vår sol sker förvandlingen från stjärna till, röd jätte, planetarisk nebulosa och till sist vit dvärg. Är stjärnan däremot åtta gånger större än vår sol startar förloppet med att stjärnan blir en röd superjätte för att sedan bilda en supernova som i sin tur leder till antingen en neutronstjärna eller ett svart hål.

En stjärnas död beror på att vätet i stjärnans mitt börjar ta slut och strålningstrycket inte längre klarar av att balansera gravitationen vilket gör att stjärnan pressas ihop av gravitationstrycket. När stjärnan lämnar fasen som huvudseriestjärna påbörjar den trippelalfaprocessen. Trycket och temperaturen stiger inuti och förbränningen övergår från vätefusion till heliumfusion som ger tyngre atomer som slutprodukt. Stjärnan lämnar sin stabila fas och blir en röd jätte till följd av att stjärnans ytterhölje blåser upp av den ökade strålningen. För stjärnor tyngre än solen drivs en process som gör att atomkärnor från helium till järn bildas utav endast väte i dess centrum, i det fallet bildas en röd superjätte. Den röda färgen kommer av att temperaturen på ytan sjunker då de förstorats.

När energiproduktionen i en röd jätte upphör kollapsar stjärnans kärna av gravitationstrycket. Stjärnans inre delar faller in mot dess mitt och stora mängder potentiell energi frigörs. Strålningstrycket mångdubblas och stjärnans yttre lager blåser ut i rymden. Stjärnan ger upphov till en planetarisk nebulosa, ett sfäriskt gasskal som sprider sig i rymden med en hastighet av tiotals kilometer per sekund. Det som lämnas kvar i stjärnans centrum är ungefär hälften av atomerna, dessa bildar en liten vit dvärg. Den är kompakt av tätt packade elektroner och har därmed hög densitet, ungefär 109 kg/ m3. Den vita dvärgen svalnar och så småningom blir den en svart dvärg.

Handlar det däremot om större stjärnor som ska lämna fasen som röd superjätte blir dödskampen mer dramatisk då de sänder ut en kraftig stjärnvind innehållande nybildade atomer. I slutet av den röda superjättens utveckling har en järnkärna bildats inuti stjärnan. På grund av det höga gravitationstrycket kollapsar den tunga järnkärnan. Det frigörs sedan en enorm mängd potentiell energi till följd av att stjärnans inre, bestående av protoner och elektroner, störtar i mot mitten och smälter samman till neutroner och en neutronstjärna har bildats i centrum. Stora mängder kinetisk energi har frigjorts och talrika neutriner bildas vilket ger upphov till en chockvåg som trasar sönder resten av stjärnan i en jättelik explosion då stjärnans ytterhölje slungas ut i rymden. Den exploderande stjärnan är en supernova. Nya kärnreaktioner sker under själva explosionen eftersom den frigjorda energin är så enorm. Till en början sänder supernovorna ut mycket strålning. Under denna period som innebär några veckor lyser supernovan starkare än en galax med miljarder stjärnor. Det bildas stora mängder tyngre atomer så som silver, guld och uran i supernovan på grund av den höga energiutvecklingen. Även dessa slungas ut i explosionen och sprids i rymden. Därför kan man finna små mängder av dessa i interstellära gasmoln i rymden som stjärnor kan bildas ur. Det som blir kvar när stjärnan avslutat sin fas som supernova är i det här fallet en neutronstjärna. Handlar det om en mycket tyngre stjärna kan utvecklingen från supernova gå åt ett annat håll, det kan då bildas ett svart hål.
 * Supernovor **

Det finns även en ytterligare typ av supernova uppstår i dubbelstjärnor även kallad binär som består av två stjärnor som är gravitationellt bundna i omlopp kring varandra. Dessa är vanligare än enkla stjärnor i Vintergatan. När denna stjärna är på dödsbädden och den ena av komponenterna är en vit dvärg drar den åt sig så mycket massa från den andra stjärnan att hela den binära stjärnan tillslut exploderar i en supernova.

Chansen att få se en supernova är ganska liten. Man har räknat på att det förekommer ungefär fyra stycken supernovor per årtusende och galax. Det finns tre kända supernovor som setts i Vintergatan, en år 1054, den andra år 1572 och den tredje år 1604. Man kan även se supernovor från andra galaxer men de lyser då logiskt sätt inte lika starkt som en supernova i vår galax. Detta fenomen kunde betraktas år 1987. Men när får vi se nästa supernova? Det finns misstankar om att den röda jätten Betelgeuse som ligger på cirka 650 ljusårs avstånd från vår jord och ingår i Orions stjärnbild kommer att sluta som ett svart hål. Bilder som tagits på stjärnan visar att materia snabbt stiger till dess ytan. Fenomenet har tidigare skådats på andra stjärnor och kan innebära att den kommer att explodera i en supernova. När detta inträffar kommer supernovan att vända natt till dag och under en tidperiod av ett par veckor kommer vi att ha två solar på vår himmel. Vad vi däremot inte vet är när detta kommer att ske. Enligt Brad Carter, universitetslektor i fysik vid University of Southern Queensland kan det handla om allt från dagar till miljontals år. Men de flesta forskare är överens om att det inte kommer ske under vår livstid utan om många miljoner år framöver.
 * <span style="font-family: Georgia,serif; font-size: 110%;">Betelgeuse **



<span style="font-family: Georgia,serif; font-size: 110%;">**Solen** <span style="font-family: Georgia,serif; font-size: 110%;">Vår sol har levt i drygt 4,6 miljarder år och har halva sin livstid kvar. När det gäller vår sols dödsprocess kommer den troligen bli så pass stor att de inre planerarna, förmodligen inklusive jorden, kommer att hamna inuti solen. Men långt innan dess har jorden överhettats och som följd har haven kokats bort och berggrunden blivit flytande magma. Solen kommer sedan att bli en röd jätte när den lämnat sin fas som huvudseriestjärna. Kärnreaktionerna kommer att pågå tills syreatomer bildats och sedan kan inte processen fortsätta eftersom solens massa inte är tillräcklig. Då kommer den tidigare nämnda processen ske då solen blir en planetarisk nebulosa, vit dvärg, svart dvärg för att sedan sluta som ett gasmoln där en ny stjärna kan bildas ur och det kosmiska kretsloppet är slutet.